La cromosfera
Normalmente, la superficie brillante del sol, llamada fotosfera, es la característica más común que vemos, y aun así su brillo enmascara muchas otras regiones importantes del sol de fácil visión. Pero una vez que se filtra la luz de la fotosfera, todas las demás regiones más débiles desaparecen por completo. Sólo durante un eclipse solar total tenemos la oportunidad de apreciar plenamente todos los demás detalles solares ocultos por el brillo de la fotosfera.
Sobre la fotosfera y extendiéndose unos 5.000 km por encima de su turbulenta superficie, encontramos una región de la atmósfera solar llamada cromosfera. Sólo se ve durante los eclipses totales de Sol, o con telescopios sofisticados, y su color rojizo y rosáceo da a la luna ennegrecida un fino halo de color frente a la corona grisácea más alejada, de ahí su nombre de ‘cromosfera’.
Esta espectacular imagen es obra de Luc Viatour (Luc Viatour / www.Lucnix.be) del eclipse de 1999 y muestra claramente la cromosfera y algunos de sus detalles.
Físicamente, la cromosfera comienza cerca de la superficie de la fotosfera con una temperatura cercana a los 4700 Celsius y una densidad de 1017 partículas/cm3 (2×10-4 kg/m3), y en su nivel más alto alcanza una temperatura cercana a los 25.000 Celsius y una densidad inferior de 1010 partículas/cm3 (2×10-11 kg/m3). Pero en lugar de ser sólo una cáscara homogénea de plasma, se asemeja a la troposfera de nuestro propio planeta Tierra, con complejas tormentas y otros fenómenos que agitan su volumen de minuto en minuto. Esto se debe a que los campos magnéticos que se forman en la superficie de la fotosfera o por debajo de ella no se limitan a la superficie solar, sino que se extienden por toda la cromosfera. Los arcos magnéticos, las prominencias y otras alfombras de actividad magnética se forman y disuelven repetidamente, liberando energía y agitando el plasma cromosférico. Los físicos solares llaman a la cromosfera y a la estrecha región que se encuentra por encima de ella la «región de interfaz» solar. Se trata de una zona compleja de plasma y campo magnético que transmite materia y energía entre la fotosfera y la corona. En esta figura se muestra un esbozo de los numerosos fenómenos que operan en ella:
La figura muestra la superficie solar (fotosfera) situada a 0 kilómetros (En la figura se anota como 0 Megámetros: 0 Mm) y los mini bucles magnéticos creados allí por la convección de granulación solar. Las cimas de estos pequeños bucles se reconectan entre sí para formar un campo magnético más enmarañado, y liberan energía para calentar el plasma local. Esto también crea ondas de choque que viajan hacia la base de la corona y calientan el plasma a 100.000 Celsius y más. Este proceso también genera perturbaciones magnéticas llamadas ondas Alfven que viajan a lo largo de las líneas del campo magnético y calientan aún más el plasma coronal. ¡
El observatorio solar IRIS de la NASA, puesto en marcha en 2013, cuenta con instrumentos específicamente diseñados para estudiar la temperatura, la densidad y los flujos de masa en esta importante región solar, y con una resolución lo suficientemente alta como para ver rasgos de sólo 200 km de diámetro! Aquí se muestra un ejemplo de estas imágenes de una porción de la cromosfera con numerosos filamentos verticales y otra estructura, comparada con un modelo matemático de lo que podrían estar haciendo los campos magnéticos y el plasma en condiciones similares.
Figura que muestra (arriba) la imagen real del IRIS de la estructura de la cromosfera por encima de la fotosfera y (abajo) una simulación de física del plasma de los campos magnéticos y el plasma creados por la superficie fotosférica en convección. (Crédito: Tahar Amari, Jean-François Luciani y Jean-Jacques Aly del Centre de physique théorique (CNRS/École Polytechnique) y del Service d’Astrophysique-Laboratoire AIM (CNRS/CEA/Université Paris Diderot) http://www.futura-sciences.com/sciences/actualites/soleil-enigme-chauffage-couronne-solaire-enfin-resolue-58585/
Entre el bestiario de nuevos fenómenos detectados por IRIS se encuentran las bombas de calor mini-tornados, chorros de alta velocidad y nanoflares – todos impulsados por campos magnéticos e interacciones de plasma y capaces de transportar energía a través de la cromosfera y hacia la corona. https://www.nasa.gov/content/goddard/iris-helps-explain-heating-of-solar-atmosphere
Los astrónomos solían llamarlos espículas solares. Una espícula es un chorro de plasma dinámico de unos 500 km de diámetro que se mueve hacia arriba a unos 20 km/s desde la fotosfera. Fueron descubiertas en 1877 por el padre Angelo Secchi, del Observatorio del Colegio Romano de Roma. Duran unos 15 minutos y transportan unas 100 veces la densidad de masa por segundo que el viento solar. Unos 60.000 de ellos salpican toda la superficie del sol justo por encima de la fotosfera y pueden alcanzar una altura máxima de 10.000 km en la cima de la cromosfera. Sorprendentemente, ¡todavía no tenemos una buena explicación para este importante fenómeno cromosférico!
Aquí se muestra una imagen obtenida por la nave espacial Hinode de un seto de espículas a lo largo del limbo solar.
Crédito: Scott McIntosh, Bart De Pontieu, Viggo Hansteen y Karel Schrijver/UCAR.
En este diagrama que abarca 15.000 km de altura por encima de la fotosfera, se observan flujos ascendentes de alta velocidad en la cromosfera superior como espículas de Tipo II que son empujadas hacia la corona. Este material es visible en un amplio rango de temperaturas, y parte de él queda atrapado en el campo magnético coronal. Más tarde, este material se desprende a lo largo de las mismas líneas de campo magnético, muy probablemente como un fenómeno llamado «lluvia coronal» (Crédito: Scott McIntosh, Bart De Pontieu, Viggo Hansteen y Karel Schrijver/UCAR).
¿Por qué la cromosfera brilla tanto en color rojo? Compuesta mayoritariamente por hidrógeno, en estas condiciones de temperatura, la forma más común en que los gases de hidrógeno brillan es a través de la emisión de una línea espectral particular llamada hidrógeno-alfa o Ha a una longitud de onda de 656,3 nanómetros (6563 Angstroms). En concreto, procede de una transición cuántica entre los niveles de energía N=3 y N=2 del átomo de hidrógeno y es la principal línea atómica de la llamada serie de transiciones de Balmer. Esta luz, cuando se genera, brilla con un marcado color rojo, dando a la cromosfera su color característico. Pero, ¿por qué es esta línea de emisión en particular, entre las decenas de otras líneas de hidrógeno, la que da a la cromosfera su color?
La intensidad de las distintas líneas de emisión del hidrógeno es un complicado equilibrio entre la densidad del hidrógeno y la temperatura local. Dado que la densidad disminuye en un factor de 10 millones entre la parte inferior y la superior de la cromosfera, y la temperatura aumenta en un factor de 5 en el mismo rango de altura de 10.000 km, los modelos de cómo se excitan los átomos de hidrógeno para producir las distintas líneas de emisión posibles son muy sensibles a la altura sobre la fotosfera. Los cálculos detallados de radiación en 3D sugieren que la mayor parte de esta emisión de Ha se produce en una estrecha zona entre 500 km y 1.500 km de la superficie solar, donde las condiciones de temperatura y densidad son ideales.
Nótese que para los átomos de hidrógeno a una temperatura de 10.000 Celsius, la velocidad media de los átomos es de sólo 13 km/seg y muy por debajo de la velocidad de escape para la superficie solar de 618 km/seg, por lo que incluso a estas altas temperaturas, la atmósfera del sol dentro de la cromosfera está atrapada por la gravedad solar.
Así pues, lo que se ve desde la Tierra durante un eclipse solar total es sólo una pequeña porción de la cromosfera solar. De hecho, los 10.000 km de ancho de esta región subtendrían un ángulo de sólo 13 segundos de arco visto desde la superficie de la Tierra. En comparación, algunos de los valles más profundos a lo largo del borde de la Luna tienen unos 10 km de profundidad y subtienden un ángulo de 6 segundos de arco. Lo que esto significa es que, incluso durante el eclipse solar total más ideal, la cromosfera queda generalmente bloqueada por completo, o sólo se vislumbra brevemente cuando la luz de esta región atraviesa algunos de los cañones lunares más profundos.
Una forma interesante de estudiar esta región astronómicamente es utilizando un espectroscopio. Normalmente, un espectroscopio tiene una pequeña rendija para que las líneas observadas sean lo más estrechas y «enfocadas» posible, pero como la cromosfera es tan estrecha, durante un eclipse solar total el limbo de la Luna proporciona una rendija natural para el espectroscopio. Lo que se produce es un «espectro flash» que a menudo revela detalles importantes sobre la cromosfera solar «sobre la marcha» a medida que avanza la totalidad. Los astrónomos aficionados pueden colocar una rejilla de difracción delante de su cámara para capturar este espectro único. He aquí un ejemplo de dicho espectro (Crédito: Constantine Emmanouilidi [email protected])
La línea más intensa está a la extrema derecha de Ha y la línea amarilla es producida por el segundo gas solar más abundante, el helio, descubierto por primera vez en el sol en el siglo XIX. La intensidad de la luz a lo largo de cada línea curva sigue la curva del limbo del sol que queda expuesto por la luna.